УДК 524.7-56
ПРОДОЛЖИТЕЛЬНОЕ ВСПЫШЕЧНОЕ ЯВЛЕНИЕ В БЛАЗАРЕ 3С 454.3
© 2013 г. А. Е. Вольвач1*, А. М. Кутькин2, М. Г. Ларионов2, Л. Н. Вольвач1, А. Лахтеенмаки3, М. Торникоски3, Дж. Тамми3, Е. Йярвела3, М. Ф.Аллер4, Х. Д. Аллер4
1Лаборатория радиоастрономии НИИ "Крымская астрофизическая обсерватория",
Кацивели, Крым, Украина
2Астрокосмический центр Физического института им. П.Н. Лебедева Российской академии наук,
Москва, Россия
3Радиообсерватория Метсахови Университета Аалто, Хельсинки, Финляндия 4Радиообсерватория Мичиганского университета, Анн Арбор, США Поступила в редакцию 15.06.2012 г.; принята в печать 12.07.2012 г.
Выполнен анализ данных длительного многочастотного мониторинга блазара 3С 454.3 за период 2010—2012 гг., когда в источнике наблюдалась аномально длительная вспышка продолжительностью около 2 лет. В рамках сценария двойной системы, состоящей из сверхмассивных черных дыр в центре 3С 454.3, этот период соответствует времени орбитального движения компаньона. Таким образом, форма, продолжительность и амплитуда данной вспышки может быть объяснена совпадением плоскостей аккреционного диска и орбиты двойной системы в результате прецессии. Обнаружена мелкомасштабная структура вспышки с характерной длительностью не более месяца. Такие детали, по-видимому, соответствуют неоднородностям в аккреционном диске и прилегающих к нему областях размерами порядка 1015 см. Исходя из динамических и геометрических параметров исследуемой двойной системы, выполнены оценки размеров аккреционного диска: его диаметр оказывается порядка размеров орбиты двойной сверхмассивной черной дыры, а толщина не превышает гравитационного радиуса центральной черной дыры. Наличие характерных мелкомасштабных деталей во время вспышки дает возможность определить относительные временные задержки переменности между различными диапазонами спектра: от гамма-диапазона до миллиметровых длин волн.
DOI: 10.7868/80004629912120092
1. ВВЕДЕНИЕ
Долговременный мониторинг активных ядер галактик (АЯГ) является мощным инструментом в изучении их структуры и динамики. Внутренняя субпарсековая структура этих источников не доступна даже для глобальной интерферометрии, поэтому наблюдения на одиночных радиотелескопах временных вариаций потоков их излучения служат важным дополнением к существующим интерферо-метрическим методам исследований АЯГ. Многочастотные долговременные исследования блазаров поставляют информацию о физических процессах, ответственных за излучение во всем спектральном интервале — от радио- до гамма-диапазона длин волн. Различные механизмы излучения в разных дипазонах спектра связаны с динамикой процессов, происходящих в релятивистских выбросах АЯГ, а также с локализацией областей излучения.
E-mail: volvach@meta.ua
Блазар 3С 454.3 является ярчайшим представителем АЯГ. Он относится к семейству квазаров с плоскими спектрами. Основная доля энергии, излучаемая источником, сосредоточена в рентгеновском и гамма-диапазоне. В радиодиапазоне 3С 454.3 исследуется на протяжении нескольких десятков лет в ряде крупнейших обсерваторий мира. На сантиметровых волнах такие регулярные наблюдения выполняются в Радиообсерватории Мичиганского университета (США), на миллиметровых волнах — в Радиообсерватории Метсахови (Университет Аалто, Финляндия) и в лаборатории радиоастрономии НИИ "Крымская астрофизическая обсерватория", (Кацивели, Ялта, Украина).
На миллиметровых волнах данные длительных мониторингов потоков показывают 12-летний период вариаций плотности потока. Подъёмы излучения (вспышки) наблюдались в 3С 454.3 в 1982, 1994 и 2006 гг. При этом амплитуда вспышек возрастала со временем от 15 Ян в 1982 г. до
Калибровочные источники
Принятые значения потоков для источников, Ян
ВЯ2\ ЗС 274 N00 7027 ЗС 286
36.8 18.3 14.3 5.1 1.56
22.2 19.5 21.5 5.4 2.37
20—25 Ян в 2006 г. В рамках модели двойной сверхмассивной черной дыры (ДСЧД) в работе [1] самый длительный 12-летний цикл был поставлен в соответствие прецессионному периоду и были определены параметры двойной системы. В [2—4] продолжены исследования 3С 454.3 в рамках сценария ДСЧД. В дополнение к прецессионному периоду в указанных работах использовалась самая короткопериодическая составляющая результатов гармонического анализа многочастотного долговременного мониторинга объекта. Эта составляющая приписывалась орбитальному периоду движения компаньона центральной СМЧД.
В настоящей работе анализируются новые данные, полученные во время мониторинга продолжительной вспышки в 3С 454.3 на миллиметровых волнах, а также фрагмент вспышки в оптическом, рентгеновском и гамма-диапазоне длин волн.
2. НАБЛЮДЕНИЯ
2.1. Радионаблюдения
Долговременный мониторинг на частотах 22.2 и 36.8 ГГц выполнялся с помощью 22-м радиотелескопа (РТ-22) Крымской астрофизической обсерватории. Приемные системы на этих частотах представляли собой модуляционные радиометры с диаграммной модуляцией [5]. Подобная система позволяла уйти от аномального спектра флуктуа-ций коэффициентов усиления радиометров вблизи нулевых частот посредством перемещения спектра сигнала с нулевых частот на частоту модуляции (порядка 103 Гц). Вторым преимуществом используемого способа приема было снижение уровня тепловых флуктуаций атмосферы, которые существенны на сантиметровых и миллиметровых волнах.
Наблюдения проводились методом поочередной установки одного и другого входных рупоров на источник. В каждом положении осуществлялась экспозиция приемных сигналов, величина которой изменялась в зависимости от потока объекта, с тем чтобы обеспечить уверенное выделение радиоисточника с достаточным отношением сигнал/шум — не ниже 5. Антенная температура
для источника определялась как разность между усредненными в течение времени экспозиции откликами выхода радиометра в двух различных положениях антенны, когда радиотелескоп устанавливался на источник поочередно одним и другим лепестками диаграмм направленности, формирующимися при диаграммной модуляции. Перед измерением антенной температуры от источника его положение уточнялось сканированием антенны по двум координатам — по прямому восхождению и склонению. Серии наблюдений обычно состояли из 6—20 измерений, после чего рассчитывалось среднее значение и вычислялась среднеквадратичная ошибка среднего. С использованием метода "разреза атмосферы" учитывалась величина поглощения излучения от источника в атмосфере Земли. При указанной процедуре фиксировались значения антенной температуры на определенных углах места радиотелескопа, где оптическая толща атмосферы отличалась на величину толщи атмосферы в зените. Контроль состояния атмосферы ("разрезы") проводился с интервалом 3—4 ч.
Антенные температуры для измеряемых источников корректировались с учетом поглощения излучения в атмосфере Земли. В процессе наблюдений фиксировались также антенные температуры для калибровочных источников, параметры которых указаны в таблице: в первой колонке указана частота, в остальных — принятые плотности потоков. Кроме того, для калибровки использовались планеты Юпитер и Сатурн, антенные температуры для которых считывались с учетом изменения фазы этих источников и расстояний до них.
Пересчет антенных температур в плотности потоков выполнялся на основе зависимости
Р = 2кТ/Бэф, (1)
где Р — поток от радиоисточника, к — постоянная Больцмана, а Т — антенная температура для источника, £эф — эффективная площадь радиотелескопа.
Антенная температура для исследуемых объектов находилась с помощью калибровочной ступеньки — температурного перепада, подававшегося на вход приемной системы от полупроводникового генератора (ГШП). Калибровка этого сигнала осуществлялась по стандартному температурному перепаду на входе приемной апертуры. Этот перепад соответствовал разнице температур согласованных нагрузок на входе приемной системы, находящихся при температуре окружающей среды и температуре жидкого азота, соответственно.
Зависимость эффективной площади антенны £эф от угла места Н определялась по данным наблюдений калибровочных источников на разных Н и азимутах места антенны и использовалась при определении потоков радиоисточников введением
соответствующих поправочных коэффициентов. На углах места от 60° до 90° изменений 5эф практически не отмечено, и на этих углах поправочные коэффициенты не вводились.
В среднеквадратичные ошибки плотностей потоков входили ошибки измерений антенной температуры, типичные значения которых находились в пределах 3%—6%. При данной методике наблюдений и обработки данных учитываются ошибки, возникающие вследствие изменений уровня шумов аппаратуры, вариаций коэффициента поглощения в атмосфере, нестабильности коэффициента усиления радиометра, ошибок наведения радиотелескопа.
Долговременный мониторинг источников на частотах 4.8, 8, 14.5 ГГц выполнялся на 26-м радиотелескопе (РТ-26) обсерватории Мичиганского университета [6]. Наблюдения на частоте 37 ГГц также проводились с помощью 14-м радиотелескопа РТ-14 Радиообсерватории Метсахови Университета Аалто. Методика наблюдений и обработки на этих обсерваториях аналогичны тем, которые были использованы на РТ-22 КрАО. Полученные данные на РТ-14 Радиообсерватории Метсахови и РТ-22 КрАО на частоте 37 ГГц находятся в согласии между собой и дополняют друг друга.
2.2. Оптический диапазон
Оптические данные в V -и 1 -полосах получены с помощью 1.5-м телескопа Каната в Обсерватории Хигаси-Хиросима [7]. Типичное время усреднения составляло 90 и 85 с для V- и 1 -полос, соответственно.
2.3. Рентгеновский диапазон (Swift/XRT)
Рентгеновские данные получены в рамках космической программы Swift [7]. На борту миссии установлено три прибора: гамма-телескоп Burst Alert Telescope (BAT) с рабочим диапазоном энергии 15—195 кэВ, рентгеновский телескоп X-ray Telescope (XRT), работающий в диапазоне от 0.3 до 10 кэВ и ультрафиолетовый телескоп Ultraviolet/Optical Telescope (UVOT) с рабочей длиной волны 70—650 нм. В работе использованы данные, полученные рентгеновским телескопом XRT в течение 2009—2010 гг. С помощью специализированного программного обеспечения FTOOLS, использовавшегося для обработки р
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.